diff options
author | Timothy Pearson <kb9vqf@pearsoncomputing.net> | 2011-11-21 02:23:03 -0600 |
---|---|---|
committer | Timothy Pearson <kb9vqf@pearsoncomputing.net> | 2011-11-21 02:23:03 -0600 |
commit | 9b58d35185905f8334142bf4988cb784e993aea7 (patch) | |
tree | f83ec30722464f6e4d23d6e7a40201d7ef5b6bf4 /tde-i18n-pl/docs/kdeedu/kstars/ecliptic.docbook | |
download | tde-i18n-9b58d35185905f8334142bf4988cb784e993aea7.tar.gz tde-i18n-9b58d35185905f8334142bf4988cb784e993aea7.zip |
Initial import of extracted KDE i18n tarballs
Diffstat (limited to 'tde-i18n-pl/docs/kdeedu/kstars/ecliptic.docbook')
-rw-r--r-- | tde-i18n-pl/docs/kdeedu/kstars/ecliptic.docbook | 56 |
1 files changed, 56 insertions, 0 deletions
diff --git a/tde-i18n-pl/docs/kdeedu/kstars/ecliptic.docbook b/tde-i18n-pl/docs/kdeedu/kstars/ecliptic.docbook new file mode 100644 index 00000000000..a24ff27d40c --- /dev/null +++ b/tde-i18n-pl/docs/kdeedu/kstars/ecliptic.docbook @@ -0,0 +1,56 @@ +<sect1 id="ai-ecliptic"> +<sect1info> +<author +><firstname +>John</firstname +> <surname +>Cirillo</surname +> </author> +</sect1info> +<title +>Ekliptyka</title> +<indexterm +><primary +>Ekliptyka</primary> +<seealso +>Współrzędne ekliptyczne</seealso> +</indexterm> +<para +>Ekliptyka to fikcyjne <link linkend="ai-greatcircle" +>wielkie koło</link +> na <link linkend="ai-csphere" +>sferze niebieskiej</link +> po którym porusza się Słońce w ciągu roku. Oczywiście to obrót Ziemi dookoła Słońca powoduje zmianę postrzegania kierunku Słońca. Ekliptyka jest odchylona od <link linkend="ai-cequator" +>równika niebieskiego</link +> o 23,5 stopnia. Dwa miejsca w których ekliptyka przecina równik niebieski noszą nazwę <link linkend="ai-equinox" +>punktów równonocy</link +>. </para +><para +>Ponieważ nasz Układ Słoneczny jest dość płaski, orbity planet również znajdują się w pobliżu płaszczyzny ekliptyki. Dodatkowo, wzdłuż ekliptyki umiejscowione są gwiazdozbiory zodiakalne. Czyni to ekliptykę bardzo użytecznym punktem odniesienia do lokalizowania planet i gwiazdozbiorów zodiakalnych, gdyż one dosłownie <quote +>podążają za Słońcem</quote +>. </para +><para +>Ze względu na 23,5-stopniowe odchylenie od ekliptyki, <firstterm +>wysokość</firstterm +> Słońca w południe zmienia się w trakcie roku wraz z podążaniem po ścieżce ekliptyki. Powoduje to pory roku. W lecie słońce znajduje się w południe wysoko na niebie i pozostaje ponad <link linkend="ai-horizon" +>horyzontem</link +> przez ponad dwanaście godzin. Natomiast w zimie, Słońce znajduje się w południe nisko na niebie i pozostaje nad horyzontem mniej niż 12 godzin. Dodatkowo, w lecie otrzymujemy światło słoneczne pod kątem bardziej zbliżonym do prostego, co oznacza, że dany obszar otrzymuje w lecie więcej energii na sekundę niż w zimie. Różnice w długości trwania dnia i ilości otrzymanej energii na jednostkę powierzchni prowadzą do różnicy temperatur między zimą a latem. </para> +<tip> +<para +>Ćwiczenia:</para> +<para +>Dla tych ćwiczeń potrzebna jest lokalizacja niezyt blisko równika. Otwórz okno <guilabel +>Konfiguracja &kstars;</guilabel +> i przełącz się na współrzędne horyzontalne. Otwórz okno <guilabel +>Ustaw czas</guilabel +> (<keycombo action="simul" +>&Ctrl;<keycap +>S</keycap +></keycombo +>) i zmień datę na jakąś ze środka lata i czas na godzinę 12. Wróć do głównego okna, wskaż południowy horyzont (wciśnij <keycap +>S</keycap +>). Zapisz wysokość Słońca nad horyzontem w południe w lecie. Teraz zmień datę na jąkąś ze środka zimy (godzinę pozostaw bez zmian). Słońce w tym przypadku jest znacznie niżej. Zobaczysz także, że czas trwania dnia jest krótszy, jeżeli otworzysz narzędzie <guilabel +>Co dziś na niebie?</guilabel +> dla każdej z dat. </para> +</tip> +</sect1> |